Physics, Mathematics &amp; Mechanical Engineering

SSSD Entertainment, Entertainment & Entertainment

The Almighty Mahadev

Tuesday, March 31, 2020

Milky Way Galaxy | আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

Milky Way Galaxy, আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

মিল্কিওয়ে হল ছায়াপথ যা আমাদের সৌরজগতকে ধারণ করে, যার নামটি পৃথিবী থেকে ছায়াপথের উপস্থিতি বর্ণনা করে: রাতের আকাশে দেখা আলোর একটি আড়ম্বরপূর্ণ ব্যান্ড তারা থেকে তৈরি হয় যা খালি চোখের দ্বারা পৃথকভাবে পৃথক করা যায় না। পৃথিবী থেকে, মিল্কিওয়ে ব্যান্ড হিসাবে উপস্থিত হয় কারণ এর ডিস্ক-আকৃতির কাঠামোটি ভিতর থেকে দেখা হয়। গ্যালিলিও গ্যালিলি 1610 সালে তার টেলিস্কোপ দিয়ে আলোর ব্যান্ডটি প্রথম পৃথক তারার মধ্যে সমাধান করেছিলেন। 1920 এর দশকের আগ পর্যন্ত বেশিরভাগ জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ভেবেছিলেন যে মিল্কি ওয়েতে মহাবিশ্বে সমস্ত তারা রয়েছে। জ্যোতির্বিদ হারলো শাপেলি এবং হেবার কার্টিসের মধ্যে 1920 সালের মহা বিতর্কের পরে, এডউইন হাবলের পর্যবেক্ষণগুলি প্রমাণ করেছে যে মিল্কিওয়ে অনেকগুলি ছায়াপথের মধ্যে একটি।

Milky Way Galaxy, আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

মিল্কিওয়েটি একটি প্রতিবন্ধী সর্পিল ছায়াপথ, যার ব্যাস 150,000 থেকে 200,000 আলোক-বছরের মধ্যে রয়েছে। এটি 100-400 বিলিয়ন তারা এবং 100 বিলিয়নেরও বেশি গ্রহ ধারণ করে বলে অনুমান করা হয়। সৌরজগৎ গ্যালাকটিক সেন্টার থেকে প্রায় 27000 আলোক-বছরের ব্যাসার্ধে অবস্থিত, ওরিয়ন আর্মের অভ্যন্তরীণ প্রান্তে, গ্যাস এবং ধূলিকণায় সর্পিল আকারের ঘনত্বগুলির মধ্যে একটি। অন্তঃস্থল 10,000 আলোক-বছরের তারাগুলি একটি বাল্জ এবং এক বা একাধিক বার গঠন করে যা বাল্জ থেকে প্রসারিত হয়। গ্যালাকটিক কেন্দ্রটি একটি তীব্র রেডিও উত্স যা ধনু A* নামে পরিচিত, যা 4.100 (± 0.034) মিলিয়ন সৌর জনতার একটি সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাকহোল।

Milky Way Galaxy, আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

গ্যালাকটিক সেন্টার কক্ষপথ থেকে প্রতি সেকেন্ডে প্রায় 220 কিলোমিটারে বিস্তৃত দূরত্বে তারা এবং গ্যাসগুলি। ধ্রুবক ঘূর্ণন গতি কেপলিরীয় গতিবিদ্যার বিধিগুলির বিরোধিতা করে এবং পরামর্শ দেয় যে মিল্কিওয়ের ভরগুলির প্রায় (প্রায় 90%) দূরবীন থেকে অদৃশ্য, বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বিকিরণ নির্গত বা শোষণও করতে পারে না। এই অনুমানক ভরকে "গা dark় বিষয়" হিসাবে অভিহিত করা হয়েছে। ঘূর্ণন কাল সূর্যের ব্যাসার্ধে প্রায় 240 মিলিয়ন বছর is সামগ্রিকভাবে মিল্কিওয়ে রেফারেন্সের বহির্মুখী ফ্রেমের প্রতি সেকেন্ডে প্রায় 600 কিলোমিটার বেগে গতিতে চলেছে। মিল্কিওয়ের প্রাচীনতম তারাগুলি মহাবিশ্বের মতোই প্রায় পুরানো এবং সম্ভবত এটি বিগ ব্যাংয়ের অন্ধকার যুগের পরে তৈরি হয়েছিল।

মিল্কিওয়েতে বেশ কয়েকটি উপগ্রহ ছায়াপথ রয়েছে এবং এটি ছায়াপথের স্থানীয় গ্রুপের একটি অংশ, যা ভার্জো সুপারক্র্লাস্টারের অংশ, যা নিজেই ল্যানিয়াকা সুপারক্র্লাস্টারের একটি উপাদান।

Our Blogs:

Monday, March 30, 2020

What is Gravitational Wave | মহাকর্ষ তরঙ্গ কি?

Gravitational Wave | মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

আইনস্টাইনের আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্বে মহাকর্ষকে মহাকাশকালীন বক্রতার ফলস্বরূপ হিসাবে বিবেচনা করা হয়। এই বক্রতা ভরের উপস্থিতি দ্বারা সৃষ্ট হয়। সাধারণত, স্থানের একটি নির্দিষ্ট পরিমাণের মধ্যে যত বেশি ভর থাকে, স্পেসটাইমের বক্রতা তত বেশি তার ভলিউমের সীমানায় থাকবে। মহাশূন্য বস্তুগুলি মহাশূন্য সময়ে ঘোরাফেরা করার সাথে সাথে, বক্ররেখার পরিবর্তন হয় অবজেক্টগুলির পরিবর্তিত অবস্থানগুলি প্রতিফলিত করতে। কিছু পরিস্থিতিতে ত্বকী বস্তুগুলি এই বক্ররেখার পরিবর্তন সাধন করে, যা তরঙ্গের মতো আলোর গতিতে বাইরের দিকে প্রচার করে। এই প্রচারের ঘটনাটি মহাকর্ষীয় তরঙ্গ হিসাবে পরিচিত।

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ যেমন কোনও পর্যবেক্ষককে পাশ কাটিয়ে যায়, সেই পর্যবেক্ষক স্ট্রেনের প্রভাব দ্বারা স্পেসটাইমকে বিকৃত করে খুঁজে পাবেন। তরঙ্গটির সমতুল্য ফ্রিকোয়েন্সিতে তরঙ্গ চলে যাওয়ার সাথে সাথে বস্তুর মধ্যে দূরত্ব ছন্দবদ্ধভাবে বৃদ্ধি এবং হ্রাস পায়। উত্স থেকে বিপরীত দূরত্বের অনুপাতে এই প্রভাবটির প্রস্থতা হ্রাস পায়। অনুপ্রেরণামূলক বাইনারি নিউট্রন তারাগুলি একে অপরের নিকটে ঘুরতে যাওয়ার ফলে তাদের জনসাধারণের খুব বড় ত্বরণের কারণে তারা মিলিত হওয়ার সাথে সাথে মহাকর্ষ তরঙ্গগুলির একটি শক্তিশালী উত্স বলে পূর্বাভাস দেওয়া হয়। যাইহোক, এই উত্সগুলির জ্যোতির্বিজ্ঞানীয় দূরত্বের কারণে, পৃথিবীতে যখন পরিমাপ করা হয় তখন তার প্রভাবগুলি খুব কম হবে বলে পূর্বাভাস দেওয়া হয়, 1020 সালে 1 টিরও কম অংশের স্ট্রেন রয়েছে। বিজ্ঞানীরা আরও তীব্র সংবেদনশীল ডিটেক্টর দিয়ে এই তরঙ্গের অস্তিত্ব প্রমাণ করেছেন। সর্বাধিক সংবেদনশীল ডিটেক্টর LIGO এবং VIRGO পর্যবেক্ষণাগুলি দ্বারা সরবরাহিত 5e22 (2012 হিসাবে) এর প্রায় এক অংশের সংবেদনশীলতা পরিমাপের কাজটি সম্পন্ন করেছিলেন। একটি স্পেস ভিত্তিক অবজারভেটরি, লেজার ইন্টারফেরোমিটার স্পেস অ্যান্টেনা বর্তমানে ESA দ্বারা বিকাশাধীন।

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

মাধ্যাকর্ষণ তরঙ্গগুলি এমন জায়গাগুলিতে প্রবেশ করতে পারে যা বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় তরঙ্গগুলি পারে না। তারা ব্ল্যাক হোল এবং সম্ভবত অন্য বহিরাগতের অন্যান্য বহিরাগত বস্তুর সংশ্লেষণের পর্যবেক্ষণের অনুমতি দিতে সক্ষম হয়। এই জাতীয় সিস্টেমগুলি আরও ঐতিহ্যগত উপায়ে যেমন অপটিক্যাল টেলিস্কোপ বা রেডিও টেলিস্কোপগুলি দিয়ে পর্যবেক্ষণ করা যায় না, এবং তাই মহাকর্ষ তরঙ্গ জ্যোতির্বিজ্ঞানটি বিশ্বজগতের কার্যকারিতা সম্পর্কে নতুন অন্তর্দৃষ্টি দেয়। বিশেষত, মহাকর্ষীয় তরঙ্গগুলি মহাজাগতিকদের পক্ষে আগ্রহী হতে পারে কারণ তারা খুব প্রথম দিকে মহাবিশ্ব পর্যবেক্ষণের একটি সম্ভাব্য উপায় সরবরাহ করে। প্রচলিত জ্যোতির্বিদ্যার দ্বারা এটি সম্ভব নয়, যেহেতু পুনর্নির্মাণের আগে মহাবিশ্ব বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বিকিরণের জন্য অস্বচ্ছ ছিল। মাধ্যাকর্ষণ তরঙ্গের যথাযথ পরিমাপ বিজ্ঞানীদের আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্বকে আরও ভালভাবে পরীক্ষা করার অনুমতি দেবে।

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

নীতিগতভাবে, মহাকর্ষীয় তরঙ্গ যে কোনও ফ্রিকোয়েন্সিতে থাকতে পারে। তবে, খুব কম ফ্রিকোয়েন্সি তরঙ্গগুলি সনাক্ত করা অসম্ভব এবং খুব উচ্চ ফ্রিকোয়েন্সি সনাক্তকরণযোগ্য তরঙ্গের কোনও বিশ্বাসযোগ্য উত্স নেই। স্টিফেন হকিং এবং ভার্নার ইস্রায়েল গ্রাভিটেশনাল ওয়েভগুলির জন্য বিভিন্ন ফ্রিকোয়েন্সি ব্যান্ডের তালিকা দেয় যেগুলি যথাযথভাবে সনাক্ত করা যায়, 10e−7 Hz থেকে 10e11 Hz পর্যন্ত।

জলের তরঙ্গ, শব্দ তরঙ্গ এবং তড়িৎ চৌম্বকীয় তরঙ্গ শক্তি, গতিবেগ এবং কৌণিক গতি বহন করতে সক্ষম হয় এবং এটি করে তারা সেই উত্স থেকে দূরে নিয়ে যায়। মহাকর্ষীয় তরঙ্গ একই কার্য সম্পাদন করে। সুতরাং, উদাহরণস্বরূপ, একটি বাইনারি সিস্টেম দুটি প্রদক্ষিণকারী বস্তু একে অপরের দিকে সর্পিল হিসাবে কৌণিক গতি হারায় — কৌণিক গতিবেগ মহাকর্ষীয় তরঙ্গ দ্বারা সরে যায়।

তরঙ্গগুলি লিনিয়ার গতিও বহন করতে পারে, এমন একটি সম্ভাবনা যা জ্যোতির্বিদ্যায় কিছু আকর্ষণীয় প্রভাব ফেলে। দুটি সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল একত্রিত হওয়ার পরে, রৈখিক গতির প্রসারণ 4000 km/s মতো প্রশস্ততার সাথে একটি "কিক" তৈরি করতে পারে। এটির হোস্ট গ্যালাক্সি থেকে সম্পূর্ণরূপে কয়েলসড ব্ল্যাকহোলকে বের করে দেওয়ার জন্য এটি যথেষ্ট দ্রুত। এমনকি যদি কিকটি সম্পূর্ণরূপে ব্ল্যাক হোলটি নির্গত করতে খুব ছোট হয়, তবে এটি গ্যালাক্সির নিউক্লিয়াস থেকে সাময়িকভাবে এটি সরিয়ে ফেলতে পারে, এর পরে এটি কেন্দ্রের দিকে দোলায় একটি লাথিযুক্ত ব্ল্যাকহোল এটির সাথে একটি স্টার ক্লাস্টারও বহন করতে পারে, একটি হাইপার-কমপ্যাক্ট স্টার্লার সিস্টেম গঠন করে। অথবা এটি গ্যাস বহন করতে পারে, সংঘবদ্ধ ব্ল্যাক হোলকে "নগ্ন কোয়াসার" হিসাবে অস্থায়ীভাবে প্রদর্শিত হতে পারে। কোয়াসার SDSS J092712.65+294344.0 তে একটি সঙ্কুচিত সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাকহোল রয়েছে বলে মনে করা হয়।

Our Blogs:

Sunday, March 29, 2020

What is Quantum Gravity? | কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ কি?

Albert Einstein

কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ তাত্ত্বিক পদার্থবিজ্ঞানের একটি ক্ষেত্র যা কোয়ান্টাম মেকানিক্সের নীতিমালা অনুসারে মাধ্যাকর্ষণ বর্ণনা করতে চায় এবং যেখানে কোয়ান্টাম প্রভাবগুলি উপেক্ষা করা যায় না, যেমন কমপ্যাক্ট অ্যাস্ট্রোফিজিকাল বস্তুগুলির নিকটে যেখানে মহাকর্ষের প্রভাব প্রবল।

Energy - Mass Equivalence Formula

মহাকর্ষের বর্তমান উপলব্ধি আলবার্ট আইনস্টাইনের সাধারণ আপেক্ষিক তত্ত্বের উপর ভিত্তি করে তৈরি করা হয়েছে, যা শাস্ত্রীয় পদার্থবিজ্ঞানের কাঠামোর মধ্যে তৈরি করা হয়। অন্যদিকে পদার্থবিদ্যার অপর তিনটি মৌলিক শক্তিগুলি কোয়ান্টাম মেকানিক্স এবং কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্বের কাঠামোর মধ্যে বর্ণিত হয়েছে, শারীরিক ঘটনা বর্ণনা করার জন্য মূলত বিভিন্ন আনুষ্ঠানিকতা। কখনও কখনও যুক্তি দেওয়া হয় যে মহাকর্ষের কোয়ান্টাম মেকানিকাল বিবরণ এমন কারণে প্রয়োজনীয় যে যে কোনও একটি ক্লাসিকাল সিস্টেমকে একটি কোয়ান্টামের সাথে ধারাবাহিকভাবে জোড়া দিতে পারে না।

Mathematical Science

কোয়ান্টাম মেকানিক্সের নীতিগুলির সাথে সাধারণ আপেক্ষিকতার পুনর্মিলন করার জন্য মহাকর্ষের একটি কোয়ান্টাম তত্ত্বের প্রয়োজন হতে পারে, তবে অনুমানকৃত গ্র্যাভিটন বোসনের মাধ্যমে মাধ্যাকর্ষণ বল প্রয়োগের ক্ষেত্রে কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্বের স্বাভাবিক প্রেসক্রিপশন প্রয়োগ করার সময় অসুবিধা দেখা দেয়। সমস্যাটি হচ্ছে যে তত্ত্বটি এইভাবে পায় তা পুনর্নবীকরণযোগ্য নয় - এটি কিছু পর্যবেক্ষণযোগ্য বৈশিষ্ট্যের জন্য অসীম মানগুলির পূর্বাভাস দেয় যেমন কণাগুলির ভর, এবং তাই এই বৈশিষ্ট্যগুলির অর্থপূর্ণ শারীরিক ভবিষ্যদ্বাণী করতে ব্যবহার করা যায় না। ফলস্বরূপ, তাত্ত্বিকরা কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ সমস্যার জন্য আরও মূলসূত্র গ্রহণ করেছেন, সর্বাধিক জনপ্রিয় পদ্ধতি স্ট্রিং থিয়োরি এবং লুপ কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ। যদিও স্ট্রিং থিওরির মতো কিছু কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ তত্ত্ব, অন্যান্য মৌলিক শক্তির সাথে মাধ্যাকর্ষণকে একীভূত করার চেষ্টা করে, অন্যরা যেমন লুপ কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ, এ জাতীয় কোনও প্রচেষ্টা করে না; পরিবর্তে, তারা মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রের পরিমাণ নির্ধারণ করার চেষ্টা করে যখন এটি অন্য বাহিনী থেকে পৃথক রাখা হয়।

কড়া কথায় বলতে গেলে কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ লক্ষ্য কেবল মহাকর্ষ ক্ষেত্রের কোয়ান্টাম আচরণের বর্ণনা দেওয়া এবং সমস্ত মৌলিক মিথস্ক্রিয়াটিকে একক গাণিতিক কাঠামোর সাথে একীকরণের উদ্দেশ্য নিয়ে বিভ্রান্ত হওয়া উচিত নয়। মহাকর্ষের একটি কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্ব যা গ্র্যান্ড ইউনিফাইড তত্ত্বের সাথে একীভূত হয় কখনও কখনও সব কিছুর তত্ত্ব হিসাবে অভিহিত হয়। যদিও মহাকর্ষের বর্তমান বোঝার ক্ষেত্রে উল্লেখযোগ্য উন্নতি একীকরণের দিকে আরও কাজ করতে সহায়তা করবে, কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ গবেষণা একটি নিজস্ব ক্ষেত্র যা বিভিন্ন শাখাগুলির একীকরণের জন্য বিভিন্ন পন্থা রয়েছে।

কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ তত্ত্ব গঠনের একটি অসুবিধা হ'ল কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ প্রভাব কেবল প্ল্যানক স্কেলের কাছাকাছি দৈর্ঘ্যের স্কেলগুলিতে দেখা যায়, প্রায় 10e-35 মিটার, একটি স্কেল অনেক ছোট এবং সমানভাবে উচ্চতর শক্তির তুলনায় অনেক বেশি বড়, উচ্চতর শক্তি দ্বারা অ্যাক্সেসযোগ্যগুলির তুলনায় কণা ত্বক। অতএব, পদার্থবিজ্ঞানীদের পরীক্ষামূলক উপাত্তগুলির অভাব রয়েছে যা প্রতিযোগিতামূলক তত্ত্বগুলির মধ্যে পার্থক্য করতে পারে যা প্রস্তাবিত হয়েছিল এবং এইভাবে এই তত্ত্বগুলির পরীক্ষার হাতিয়ার হিসাবে পরীক্ষামূলক পদ্ধতির পরামর্শ দেওয়া হয়েছিল।

Our Blogs:

What is Neutron Star? | নিউট্রন তারকা কি?

Neutron Star

নিউট্রন তারকা হ'ল দৈত্য নক্ষত্রের ধসের মূল, যার পতনের আগে মোট ভর 10 এবং 29 টি সৌর ভরের মধ্যে ছিল। নিউট্রন তারা হ'ল ক্ষুদ্রতম এবং ঘন তারা, ব্ল্যাক হোল, অনুমানকৃত শ্বেত গর্ত, কোয়ার্ক তারা এবং অদ্ভুত তারা বাদ দিয়ে। নিউট্রন তারকাদের দশ কিলোমিটারের ক্রম ব্যাসার্ধ এবং 1.4-3 গুন্ সৌর ভর রয়েছে। এগুলি মহাকর্ষীয় পতনের সাথে মিলিত একটি বিশাল নক্ষত্রের সুপারনোভা বিস্ফোরণের ফলে ঘটেছিল, যা মূল অতীতের সাদা বামন নক্ষত্রের ঘনত্বকে পারমাণবিক নিউক্লিয়ির সাথে সংকুচিত করে।

Neutron Star

একবার গঠন হয়ে গেলে, তারা আর সক্রিয়ভাবে তাপ উত্পাদন করে না এবং সময়ের সাথে সাথে শীতল হয়; যাইহোক, তারা এখনও সংঘর্ষ বা অভিজাতকরণের মাধ্যমে আরও বিকশিত হতে পারে। এই বিষয়গুলির জন্য বেশিরভাগ মৌলিক মডেলগুলি বোঝায় যে নিউট্রন তারা প্রায় সম্পূর্ণ নিউট্রন দ্বারা গঠিত; সাধারণ পদার্থে উপস্থিত ইলেকট্রন এবং প্রোটনগুলি নিউট্রন নক্ষত্রের শর্তে নিউট্রন উত্পাদন করতে একত্রিত হয়। নিউট্রন নক্ষত্রগুলি আংশিকভাবে নিউট্রন অবক্ষয় চাপ দ্বারা আরও ধসের বিরুদ্ধে সমর্থিত, পাওলি বর্জন নীতি দ্বারা বর্ণিত একটি ঘটনা, ঠিক যেমন সাদা বামনগুলি ইলেক্ট্রন অবক্ষয় চাপ দ্বারা ধসের বিরুদ্ধে সমর্থিত হয়। তবে নিউট্রন ডিজেনারসি চাপ নিজেই যথাযথ নয় যে কোনও বস্তু ধরে রাখতে 0.7 গুন বেশি সৌর ভর এবং বিকর্ষণকারী পারমাণবিক শক্তি আরও বৃহত্তর নিউট্রন নক্ষত্রকে সমর্থন করার ক্ষেত্রে বৃহত্তর ভূমিকা পালন করে। যদি অবশেষের তারাটির ভর প্রায় 2 সৌর জনগণের টোলম্যান-ওপেনহাইমার – ভোলকফের সীমা ছাড়িয়ে যায় তবে অবক্ষয় চাপ এবং পারমাণবিক শক্তির সংমিশ্রণ নিউট্রন নক্ষত্রকে সমর্থন করতে অপর্যাপ্ত এবং এটি একটি ব্ল্যাকহোল গঠনে অব্যাহত রয়েছে।

Neutron Star

নিউট্রন স্টারগুলি পর্যবেক্ষণ করা যায় খুব গরম এবং সাধারণত পৃষ্ঠের তাপমাত্রা প্রায় 600000 K হয়। এগুলি এত ঘন যে নিউট্রন-স্টার উপাদানযুক্ত একটি সাধারণ আকারের ম্যাচবক্সের ওজন প্রায় 3 বিলিয়ন টন এবং একই আকারের ওজন ধারণ করে পৃথিবীর পৃষ্ঠ থেকে পৃথিবীর 0.5 ঘনকিলোমিটার অংশ। তাদের চৌম্বকীয় ক্ষেত্রগুলি পৃথিবীর চৌম্বকীয় ক্ষেত্রের চেয়ে 108 থেকে 1015 গুণ বেশি শক্তিশালী। নিউট্রন তারার পৃষ্ঠের মহাকর্ষ ক্ষেত্রটি পৃথিবীর মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রের চেয়ে প্রায় 200 বিলিয়ন গুণ বেশি|

Neutron Star

নক্ষত্রের মূলটি ধসে পড়ার সাথে সাথে কৌণিক গতিবেগ সংরক্ষণের ফলে এর ঘূর্ণন হার বৃদ্ধি পায়, সুতরাং নতুনভাবে গঠিত নিউট্রন নক্ষত্রগুলি প্রতি সেকেন্ডে কয়েক শতাধিক গতিতে ঘুরবে। কিছু নিউট্রন তারা বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বিকিরণের মরীচি নির্গত করে যা তাদের পালসার হিসাবে সনাক্তযোগ্য করে তোলে। প্রকৃতপক্ষে, 1967 সালে জোসলিন বেল বার্নেল এবং অ্যান্টনি হুইশের পালসার আবিষ্কার প্রথম পর্যবেক্ষণমূলক পরামর্শ ছিল যে নিউট্রন তারার উপস্থিতি ছিল। পালসার থেকে বিকিরণগুলি প্রাথমিকভাবে তাদের চৌম্বকীয় মেরুগুলির নিকটবর্তী অঞ্চলগুলি থেকে নির্গত বলে মনে করা হয়। চৌম্বকীয় খুঁটি যদি নিউট্রন নক্ষত্রের ঘূর্ণন অক্ষের সাথে মিলে না যায় তবে নির্গমন বিম আকাশকে ছড়িয়ে দেবে, এবং যখন দূর থেকে দেখা যাবে, পর্যবেক্ষক মরীচিটির পথে কোথাও থাকলে তা বিকিরণের ডাল হিসাবে উপস্থিত হবে মহাকাশে একটি নির্দিষ্ট বিন্দু থেকে আসছে। দ্রুততম-স্পিনিং নিউট্রন তারকাটি PSR J1748-2446ad, প্রতি মিনিটে 43,000 বার, 0.24c উপরিভাগে রৈখিক গতি দেয়।

Neutron Star

মিল্কিওয়েতে প্রায় 100 মিলিয়ন নিউট্রন তারা রয়েছে বলে ধারণা করা হচ্ছে, এমন একটি চিত্র যা সুপারনোভা বিস্ফোরণ গুনে অনুমান করা হয়| তবে বেশিরভাগ পুরানো এবং ঠান্ডা, এবং নিউট্রন তারা কেবলমাত্র কয়েকটি ক্ষেত্রে সহজেই সনাক্ত করা যায় যেমন তারা যদি পালসার বা বাইনারি সিস্টেমের অংশ হয়। ধীর-ঘোরানো এবং অ-সংশোধনকারী নিউট্রন তারা প্রায় অন্বেষণযোগ্য; তবে, RX J185635−3754 এর হাবল স্পেস টেলিস্কোপ সনাক্তকরণের পর থেকে, কাছাকাছি কয়েকটি নিউট্রন তারা কেবল তাপীয় বিকিরণ নির্গত করে বলে সনাক্ত করা হয়েছে। নরম গামা রিপিটারগুলি এক ধরণের নিউট্রন তারকা বলে ধারণা করা হয় যা খুব শক্ত চৌম্বক ক্ষেত্র, যা চৌম্বক হিসাবে পরিচিত, বা বিকল্পভাবে, চারপাশে জীবাশ্মের ডিস্কযুক্ত নিউট্রন তারা রয়েছে।

Neutron Star

বাইনারি সিস্টেমে নিউট্রন তারকাগুলি একত্রিত হতে পারে যা এক্স-রেতে সাধারণত সিস্টেমকে উজ্জ্বল করে তোলে যখন নিউট্রন নক্ষত্রের উপর পড়া উপাদান হটস্পট তৈরি করতে পারে যা চিহ্নিত এক্স-রে পালসার সিস্টেমগুলিতে এবং দৃষ্টির বাইরে ঘুরতে পারে। অতিরিক্তভাবে, এই জাতীয় আধিকারিকতা পুরানো পালসারকে "পুনর্ব্যবহার" করতে পারে এবং সম্ভবত তথাকথিত মিলিসেকেন্ড পালসার তৈরি করে খুব দ্রুত ঘূর্ণন হারের পক্ষে ভর ও স্পিন-আপ অর্জন করতে পারে। এই বাইনারি সিস্টেমগুলি বিকাশ অব্যাহত রাখবে, এবং শেষ পর্যন্ত সঙ্গীরা নিজেরাই সাদা বামন বা নিউট্রন তারাগুলির মতো কমপ্যাক্ট অবজেক্টে পরিণত হতে পারে, যদিও অন্যান্য সম্ভাবনাগুলি বিলোপ বা সংযুক্তির মাধ্যমে সঙ্গীর সম্পূর্ণ ধ্বংস অন্তর্ভুক্ত। বাইনারি নিউট্রন তারাগুলির সংহতকরণ স্বল্প-সময়ের গামা-রে ফাটার উত্স হতে পারে এবং সম্ভবত মহাকর্ষ তরঙ্গের শক্তিশালী উত্স। 2017 সালে, এই জাতীয় ইভেন্ট থেকে মহাকর্ষীয় তরঙ্গের সরাসরি সনাক্তকরণ করা হয়েছিল এবং মহাকর্ষীয় তরঙ্গগুলি অপ্রত্যক্ষভাবে এমন একটি সিস্টেমেও সনাক্ত করা হয়েছিল যেখানে দুটি নিউট্রন তারা একে অপরকে প্রদক্ষিণ করে।

Our Blogs:

Tuesday, January 28, 2020

What is White Dwarf | শ্বেত বামন কি?

একটি শ্বেত বামন, যাকে ডিজেনারেট বামনও বলা হয়, এটি একটি বৈদ্যুতিন মূল অবশেষ যা বেশিরভাগ ইলেক্ট্রন-অবক্ষয়যুক্ত পদার্থ দ্বারা গঠিত। একটি শ্বেত বামন খুব ঘন: এর ভর সূর্যের সাথে তুলনাযোগ্য, যখন এর আয়তন পৃথিবীর তুলনায় তুলনীয়। একটি শ্বেত বামনের ম্লান আলোকিততা সঞ্চিত তাপীয় শক্তি নির্গমন থেকে আসে; কোনও শ্বেত বামনে কোনও ফিউশন হয় না। সর্বাধিক পরিচিত শ্বেত বামনটি সিরিয়াস বি, 8.6 আলোকবর্ষে, সিরিয়াস বাইনারি তারার ছোট উপাদান বর্তমানে সূর্যের নিকটতম শতাধিক সিস্টেমের মধ্যে আটটি শ্বেত বামন রয়েছে বলে মনে করা হচ্ছে শ্বেত বামনের অস্বাভাবিক অজ্ঞানতা প্রথম 1910 সালে স্বীকৃতি পেয়েছিল। সাদা বামন নামটি 1922 সালে উইলিয়াম লুয়েনের দ্বারা নির্মিত হয়েছিল।

শ্বেত বামনগুলি তারার চূড়ান্ত বিবর্তনীয় রাজ্য বলে মনে করা হয় যার ভর প্রায় 10 সৌর জনগোষ্ঠীর নিউট্রন তারকা হওয়ার পক্ষে যথেষ্ট নয়। এর মধ্যে মিল্কিওয়েতে থাকা অন্যান্য তারাগুলির মধ্যে 97% এরও বেশি রয়েছে। নিম্ন বা মাঝারি ভরগুলির একটি মুখ্য সিকোয়েন্সি তারার হাইড্রোজেন-ফিউজিং সময় শেষ হওয়ার পরে, এই জাতীয় নক্ষত্রটি একটি লাল দৈত্যে প্রসারিত হবে যখন এটি ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া দ্বারা হিলিয়ামটিকে কার্বন এবং অক্সিজেনের সাথে যুক্ত করে। যদি কোনও লাল দৈত্যের কার্বন ফিউজ করার জন্য প্রয়োজনীয় মূল তাপমাত্রা তৈরি করতে পর্যাপ্ত ভর থাকে (প্রায় 1 বিলিয়ন কেলভিন), কার্বন এবং অক্সিজেনের একটি জড় ভর তার কেন্দ্রে তৈরি করবে। এ জাতীয় নক্ষত্র তার বাহ্যিক স্তরগুলি ছড়িয়ে দেওয়ার পরে এবং একটি গ্রহগত নীহারিকা গঠনের পরে, এটি একটি মূল পিছনে ছেড়ে যাবে, যা অবশেষে শ্বেত বামন। সাধারণত, শ্বেত বামনগুলি কার্বন এবং অক্সিজেন নিয়ে গঠিত। যদি পূর্বসূরীর ভর 8 থেকে 10.5 সৌর ভর হয় তবে মূল তাপমাত্রা কার্বন ফিউজ করতে যথেষ্ট হবে তবে নিয়ন নয়, এক্ষেত্রে অক্সিজেন – নিয়ন – ম্যাগনেসিয়াম শ্বেত বামন গঠন করতে পারে। খুব কম ভর এর তারা হিলিয়াম ফিউজ করতে সক্ষম হবে না, সুতরাং, বাইনারি সিস্টেমে একটি ক্ষয় হেলিয়াম শ্বেত বামন গঠন হতে পারে।

একটি শ্বেত বামনের উপাদানগুলি এখন আর ফিউশন প্রতিক্রিয়াগুলিতে পড়ে না, তাই তারার কোনও শক্তির উত্স নেই। ফলস্বরূপ, এটি মহাকর্ষীয় পতনের বিরুদ্ধে ফিউশন দ্বারা উত্পন্ন তাপ দ্বারা নিজেকে সমর্থন করতে পারে না, তবে এটি কেবলমাত্র বৈদ্যুতিন অবক্ষয় চাপ দ্বারা সমর্থিত, যার ফলে এটি অত্যন্ত ঘন হয়। অবক্ষয়হীন পদার্থবিজ্ঞান একটি ঘূর্ণনকারী শ্বেত বামনের জন্য সর্বাধিক ভর দেয়, চন্দ্রশেখরের সীমা - সূর্যের প্রায় 1.44 গুণ বেশি - এর বাইরেও এটি বৈদ্যুতিন অবক্ষয় চাপ দ্বারা সমর্থন করা যায় না। একটি কার্বন-অক্সিজেন শ্বেত বামন যা এই ভর সীমাতে পৌঁছায়, সাধারণত কোনও সহকর্মী নক্ষত্রের কাছ থেকে ভর স্থানান্তর করে, কার্বন বিস্ফোরণ হিসাবে পরিচিত প্রক্রিয়াটির মাধ্যমে টাইপ Ia সুপারনোভা হিসাবে বিস্ফোরিত হতে পারে; SN 1006 একটি বিখ্যাত উদাহরণ বলে মনে করা হয়।

একটি শ্বেত বামন গঠন হয়ে গেলে খুব গরম হয় তবে এর শক্তির কোনও উত্স না থাকায় এটি শক্তির প্রসারিত হওয়ার সাথে সাথে এটি ধীরে ধীরে শীতল হয়ে উঠবে। এর অর্থ হ'ল এর বিকিরণটি, যা প্রাথমিকভাবে উচ্চ রঙের তাপমাত্রা রয়েছে, সময়ের সাথে সাথে কমবে এবং আবার লাল হবে। খুব দীর্ঘ সময় ধরে, একটি শ্বেত বামন শীতল হবে এবং এর উপাদানটি কোর দিয়ে শুরু করে ক্রিস্টলাইজ করা শুরু করবে। তারার নিম্ন তাপমাত্রার অর্থ এটি আর তাত্পর্যপূর্ণ তাপ বা হালকা নিঃসরণ করবে না এবং এটি শীতল কালো বামনে পরিণত হবে। যেহেতু একটি শ্বেত বামন এই স্থানে পৌঁছাতে সময় লাগবে তা মহাবিশ্বের বর্তমান যুগের চেয়ে দীর্ঘ (প্রায় ১৩.৮ বিলিয়ন বছর) গণনা করা হয়, এমনটা ভাবা হয় যে কোনও কালো বামন এখনও বিদ্যমান নেই। প্রাচীনতম শ্বেত বামনগুলি এখনও কয়েক হাজার কেলভিনের তাপমাত্রায় বিকিরণ করে।

শ্বেত বামনগুলি সূর্যের ভর থেকে 0.07 থেকে 10 গুণ পর্যন্ত মূল সিক্যুয়েন্স তারাগুলির জন্য সূক্ষ্ম বিবর্তনের শেষ পয়েন্টকে উপস্থাপন করে বলে মনে করা হয়। উত্পাদিত শ্বেত বামনের রচনাটি তারার প্রাথমিক ভরগুলির উপর নির্ভর করবে। বর্তমান গ্যালাকটিক মডেলগুলির পরামর্শ দেয় মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সিতে বর্তমানে প্রায় দশ বিলিয়ন শ্বেত বামন রয়েছে।

যদি মূল-সিকোয়েন্স স্টারের ভর প্রায় অর্ধ সৌর ভরয়ের চেয়ে কম হয় তবে এটি কখনও কখনও তার মূল অংশে হিলিয়াম ফিউজ করার মতো উত্তপ্ত হয়ে উঠবে না। এটা মনে করা হয় যে মহাবিশ্বের যুগের তুলনায় একটি আজীবন জুড়ে, এই জাতীয় নক্ষত্রটি শেষ পর্যন্ত তার সমস্ত হাইড্রোজেনকে নীল বামন হয়ে উঠবে এবং হিলিয়াম -4 এর মূলত রচিত হিলিয়াম সাদা বামন হিসাবে এর বিবর্তন শেষ করবে নিউক্লিয়াস। এই প্রক্রিয়াটি খুব দীর্ঘ সময় নেয় বলে মনে করা হয় না যে পর্যবেক্ষণ করা হিলিয়াম সাদা বামনগুলির উত্স রয়েছে। বরং এগুলি বৃহত গ্রহের সহচরের কারণে বাইনারি সিস্টেমে ব্যাপক ক্ষয়ক্ষতি বা ব্যাপক ক্ষয়ক্ষতির পণ্য বলে মনে করা হয়।

যদি মূল সিকোয়েন্সি তারাটির ভর সূর্যের ভর থেকে 0.5 থেকে 8 গুনের মধ্যে থাকে তবে এর কোরটি ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়াটির মাধ্যমে হিলিয়ামকে কার্বন এবং অক্সিজেনে ফিউজ করার জন্য যথেষ্ট উত্তপ্ত হয়ে উঠবে, তবে এটি কখনও যথেষ্ট উত্তপ্ত হয়ে উঠবে না নিয়ন মধ্যে ফিউজ কার্বন। যে সময়ের মধ্যে এটি ফিউশন প্রতিক্রিয়াগুলি দেখায় তার শেষের কাছাকাছি সময়ে, এই জাতীয় নক্ষত্রের সাথে একটি কার্বন-অক্সিজেন কোর থাকবে যা একটি অভ্যন্তরীণ হিলিয়াম-বার্নিং শেল এবং একটি বহিরাগত হাইড্রোজেন জ্বলন্ত শেল দ্বারা ঘিরে ফিউশন প্রতিক্রিয়াগুলি অতিক্রম করে না। হার্টজস্প্রং রাসেল ডায়াগ্রামে এটি অ্যাসিপটোটিক জায়ান্ট শাখায় পাওয়া যাবে। এরপরে এটি কেবলমাত্র কার্বন – অক্সিজেন কোর বাকি না হওয়া অবধি গ্রহের নীহারিকা তৈরি করে এর বাইরের বেশিরভাগ উপাদানকে বের করে দেবে। এই প্রক্রিয়াটি কার্বন-অক্সিজেন সাদা বামনগুলির জন্য দায়ী, যা পর্যবেক্ষণ করা সাদা বামনের সংখ্যাগরিষ্ঠ অংশ গঠন করে।

যদি একটি তারা যথেষ্ট পরিমাণে বৃহত হয় তবে এর মূলটি শেষ পর্যন্ত পর্যাপ্ত গরম হয়ে উঠবে নিয়নকে কার্বন ফিউজ করতে এবং তারপরে নিয়নকে লোহাতে ফিউজ করতে। এই জাতীয় তারা কোনও সাদা বামন হয়ে উঠবে না, কারণ এর কেন্দ্রীয়, নন-ফিউজিং কোরের ভর, প্রাথমিকভাবে বৈদ্যুতিন অবক্ষয় চাপ দ্বারা সমর্থিত, অবশেষে অবক্ষয়ের চাপ দ্বারা সমর্থিত বৃহত্তম সম্ভাব্য ভরকে ছাড়িয়ে যাবে। এই মুহুর্তে তারার মূলটি ধসে পড়বে এবং এটি একটি মূল-ধসের সুপারনোভাতে বিস্ফোরিত হবে যা একটি অবশিষ্টাংশের নিউট্রন নক্ষত্র, ব্ল্যাকহোল বা সম্ভবত কমপ্যাক্ট তারার আরও বহিরাগত রূপের পিছনে ছেড়ে যাবে। নিয়ন এবং ম্যাগনেসিয়ামে কার্বন ফিউজ করতে পর্যাপ্ত পরিমাণে যদিও সূর্যের ভর থেকে 8 থেকে 10 গুণ কিছু মূল সিক্যুয়েন্স তারকা, নিয়ন ফিউজ করতে অপর্যাপ্ত পরিমাণে বিশাল হতে পারে। এ জাতীয় নক্ষত্র প্রধানত অক্সিজেন, নিয়ন এবং ম্যাগনেসিয়াম সমন্বিত একটি অবশিষ্ট শ্বেত বামন ছেড়ে দিতে পারে তবে শর্ত থাকে যে এর গন্ধটি ভেঙে না যায় এবং শর্ত থাকে যে কোনও সুপারনোভাতে নক্ষত্রটিকে ছড়িয়ে দেওয়ার মতো সংশ্লেষ এতটা হিংস্রভাবে না এগিয়ে যায়। যদিও কয়েকটি সাদা বামন সনাক্ত করা হয়েছে যা এই ধরণের হতে পারে, তবে এর অস্তিত্বের সর্বাধিক প্রমাণ হলেন নিয়ন নোভা নামক নোভা থেকে। এই ন্যাভের বর্ণালীতে নিওন, ম্যাগনেসিয়াম এবং অন্যান্য মধ্যবর্তী-ভর উপাদানগুলি প্রচুর পরিমাণে প্রদর্শিত হয় যা কেবলমাত্র অক্সিজেন-নিওন-ম্যাগনেসিয়াম সাদা বামনের দিকে পদার্থের সংশ্লেষ দ্বারা ব্যাখ্যাযোগ্য বলে মনে হয়।

Our Blogs:

What is Planet | গ্রহ কি?

Planet

একটি গ্রহ এমন একটি জ্যোতির্বিজ্ঞানযুক্ত দেহ যা একটি তারা বা তারাত্বক অবশেষকে প্রদক্ষিণ করে যা তার নিজস্ব মাধ্যাকর্ষণ দ্বারা বৃত্তাকার হিসাবে যথেষ্ট পরিমাণে বড় হয়, এটি তাপবিদ্যুৎ সংশ্লেষ ঘটাতে যথেষ্ট পরিমাণে বিশাল নয়, এবং তার প্রতিবেশী অঞ্চলটিকে গ্রহের অবস্থান পরিষ্কার করে দিয়েছে।

গ্রহ শব্দটি প্রাচীন, ইতিহাস, জ্যোতিষ, বিজ্ঞান, পুরাণ এবং ধর্মের সাথে সম্পর্কিত। সৌরজগতের পাঁচটি গ্রহ নগ্ন চোখে দৃশ্যমান। এগুলি বহু প্রাথমিক সংস্কৃতি দ্বারা শ্বরিক বা দেবদেবীদের দূত হিসাবে বিবেচিত হত। বৈজ্ঞানিক জ্ঞান অগ্রগতির সাথে সাথে গ্রহগুলির সম্পর্কে মানুষের উপলব্ধি পরিবর্তিত হয়েছিল, বিভিন্ন সংখ্যক পৃথক বস্তু একত্রিত করে। 2006 সালে, আন্তর্জাতিক জ্যোতির্বিজ্ঞান ইউনিয়নটি সরকারীভাবে সৌরজগতের মধ্যে গ্রহ সংজ্ঞায়িত একটি প্রস্তাব গৃহীত করে| এই সংজ্ঞাটি বিতর্কিত কারণ এটি কোথায় বা কিসের কক্ষপথের ভিত্তিতে গ্রহীয় ভরগুলির অনেকগুলি অবজেক্টকে বাদ দেয় যদিও 1950 এর আগে আবিষ্কৃত গ্রহদেহগুলির মধ্যে আটটি বর্তমান সংজ্ঞার অধীনে "গ্রহ" রয়ে গেছে, তবে কিছু আকাশের দেহ যেমন সেরেস, প্যালাস, জুনো এবং ভেস্তা এবং প্লুটো যা একসময় বৈজ্ঞানিক সম্প্রদায়ের দ্বারা গ্রহ হিসাবে বিবেচিত হত, এখন আর তা হিসাবে দেখা যায় না গ্রহ বর্তমান সংজ্ঞা অধীনে গ্রহ।

Planet

গ্রহগুলি টলেমি ভেবেছিলেন পৃথক এবং মহাকাবিক গতিতে পৃথিবী প্রদক্ষিণ করে। যদিও গ্রহগুলি সূর্যের প্রদক্ষিণ করেছিল এই ধারণাটি বহুবার বলা হয়েছিল, তবে গ্যালিলিও গ্যালিলি দ্বারা সম্পাদিত প্রথম দূরবীণীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানের পর্যবেক্ষণের প্রমাণ দ্বারা 17 ম শতাব্দীর আগ পর্যন্ত এই দৃষ্টিভঙ্গি সমর্থন করা যায় নি। প্রায় একই সময়ে, টাইকো ব্রাহে সংগৃহীত প্রাক টেলিস্কোপিক পর্যবেক্ষণের তথ্যগুলির যত্ন সহকারে বিশ্লেষণ করে, জোহানেস কেপলার আবিষ্কার করেছিলেন যে গ্রহগুলির কক্ষপথটি বৃত্তাকার পরিবর্তে উপবৃত্তাকার ছিল। পর্যবেক্ষণের সরঞ্জামগুলি উন্নত হওয়ার সাথে সাথে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা দেখেছেন যে পৃথিবীর মতো প্রতিটি গ্রহও তার কক্ষপথের দিকে ঝুঁকছে এবং অক্ষরেখার সাথে কিছু অংশ বরফ ক্যাপ এবং ঋতু হিসাবে ভাগ করেছে। মহাকাশযুগের সূচনা হওয়ার পরে, মহাকাশ অনুসন্ধানগুলির কাছ থেকে নিবিড় পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে যে পৃথিবী এবং অন্যান্য গ্রহগুলি আগ্নেয়গিরি, হারিকেন, টেকটোনিকস এবং এমনকি জলবিদ্যার মতো বৈশিষ্ট্যগুলি ভাগ করে দেয়।

সৌরজগতের গ্রহগুলি দুটি প্রধান ধরণের মধ্যে বিভক্ত: বড় নিম্ন-ঘনত্বের দৈত্যাকার গ্রহ এবং আরও ছোট পাথুরে টেরিস্ট্রিয়াল। সৌরজগতে আটটি গ্রহ রয়েছে। সূর্য থেকে ক্রমবর্ধমান দূরত্বের জন্য, তারা হলেন চারটি পার্থিবল, বুধ, শুক্র, পৃথিবী এবং মঙ্গল, তারপর চারটি বৃহত্তর গ্রহ, বৃহস্পতি, শনি, ইউরেনাস এবং নেপচুন। ছয়টি গ্রহ এক বা একাধিক প্রাকৃতিক উপগ্রহ দ্বারা প্রদক্ষিণ করে।

Planet

মিল্কিওয়েতে অন্যান্য নক্ষত্রের আশেপাশে কয়েক হাজার গ্রহ আবিষ্কার করা হয়েছে। এখন অবধি 3090 গ্রহীয় সিস্টেমে 4160 জন বহিরাগত গ্রহ জানা গেছে, বৃহস্পতির চেয়ে দ্বিগুণ বৃহত বৃহস্পতির আকারের চেয়ে চাঁদের আকারের উপর থেকে গ্যাস দৈত্যগুলির মধ্যে আকার রয়েছে, যার মধ্যে 100 টিরও বেশি গ্রহ পৃথিবীর সমান আকার, নয়টি যার মধ্যে সূর্য থেকে পৃথিবী হিসাবে তার তারা থেকে একই আপেক্ষিক দূরত্বে, অর্থাৎ ঘেরের আবাসস্থল অঞ্চলে। 2011-এ, কেপলার স্পেস টেলিস্কোপ দল সূর্য-জাতীয় নক্ষত্র, কেপলার-20 -এর প্রদক্ষিণ করে প্রথম পৃথিবী-আকারের এক্সট্রাসোলার গ্রহ, কেপলার-20e এবং কেপলার-20f আবিষ্কারের কথা জানায়। 2012 সালের একটি গবেষণা, মহাকর্ষীয় মাইক্রোলেনসিং ডেটা বিশ্লেষণ করে, মিল্কিওয়েতে প্রতিটি নক্ষত্রের জন্য গড়ে কমপক্ষে 1.6 বাউন্ড গ্রহের হিসাব করে। প্রায় পাঁচটি সূর মত নক্ষত্রের মধ্যে একটি বসনযোগ্য অঞ্চলে একটি পৃথিবী আকারের গ্রহ রয়েছে বলে মনে করা হয়।

Our Blogs:

What is Star | তারকা কি?

নক্ষত্রটি এমন একটি জ্যোতির্বিজ্ঞানযুক্ত বস্তু যা তার নিজস্ব মহাকর্ষ দ্বারা একসাথে প্লাজমা এর আলোকিত গোলক সমন্বিত থাকে। পৃথিবীর নিকটতম তারা হলেন সূর্য। অনেক অন্যান্য তারা রাতের বেলা পৃথিবী থেকে নগ্ন চোখে দৃশ্যমান, পৃথিবী থেকে তাদের অপরিসীম দূরত্বের কারণে আকাশে স্থির আলোকিত পয়েন্টগুলির একটি ভিড় হিসাবে উপস্থিত হয়। .তিহাসিকভাবে, সর্বাধিক বিশিষ্ট তারাগুলি নক্ষত্র এবং নক্ষত্রগুলিতে বিভক্ত করা হয়েছিল, যার মধ্যে সবচেয়ে উজ্জ্বল সঠিক নাম অর্জন করেছিল। জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা তারকা ক্যাটালগগুলি একত্রিত করেছেন যা পরিচিত তারাগুলি সনাক্ত করে এবং মানকৃত স্টার্লার ডিজাইন সরবরাহ করে। পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্বে আনুমানিক 1.0e24 তারা রয়েছে তবে আমাদের ছায়াপথ, মিল্কিওয়ের বাইরের সমস্ত তারা সহ পৃথিবীর নগ্ন চোখে বেশিরভাগ অদৃশ্য।

তার জীবনের কমপক্ষে একটি অংশের জন্য, তারার হাইড্রোজেনের থার্মোনোক্লিউশন ফিউশনকে কেন্দ্র করে তার কোরতে হিলিয়ামের কারণে জ্বলজ্বল করে, তারার অভ্যন্তরকে অতিক্রম করে এমন শক্তি ছেড়ে দেয় যা তারপরে বাইরের মহাকাশে বিচ্ছুরিত হয়। হিলিয়ামের চেয়ে ভারী প্রায় সমস্ত প্রাকৃতিক উপাদানগুলি তারার জীবদ্দশায় স্টার্লার নিউক্লিয়োসাইটিসিস দ্বারা তৈরি হয় এবং কিছু নক্ষত্রের জন্য যখন এটি বিস্ফোরিত হয় তখন সুপারনোভা নিউক্লিওসাইটিসিস দ্বারা তৈরি হয়। তার জীবনের শেষের কাছাকাছি, একটি নক্ষত্রের মধ্যেও অবনমিত পদার্থ থাকতে পারে। জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা যথাক্রমে স্থান, তার আলোকসজ্জা এবং বর্ণালী মাধ্যমে তারার গতি পর্যবেক্ষণ করে তারার ভর, বয়স, ধাতবতা এবং অন্যান্য অনেক বৈশিষ্ট্য নির্ধারণ করতে পারেন। তারার মোট ভর হ'ল প্রধান কারণ যা তার বিবর্তন এবং পরিণতি ভাগ্য নির্ধারণ করে। ব্যাস এবং তাপমাত্রা সহ তারার অন্যান্য বৈশিষ্ট্যগুলি তার জীবনকে পরিবর্তন করে, যখন তারার পরিবেশ তার ঘূর্ণন এবং গতিবেগকে প্রভাবিত করে। তাদের আলোকসজ্জার বিরুদ্ধে অনেক তারার তাপমাত্রার একটি প্লট হার্টজস্প্রং – রাসেল ডায়াগ্রাম হিসাবে পরিচিত একটি প্লট তৈরি করে। সেই চিত্রটিতে একটি নির্দিষ্ট তারা স্থাপনের ফলে সেই তারার বয়স এবং বিবর্তনীয় অবস্থা নির্ধারণ করা যায়।

মূলত হাইড্রোজেন দ্বারা রচিত উপাদানগুলির একটি বায়বীয় নীহারিকা মহাকর্ষীয় পতন এবং হিলিয়াম এবং প্রচুর পরিমাণে ভারী উপাদানগুলির সন্ধানের মাধ্যমে একটি তারকের জীবন শুরু হয়। যখন স্টার্লার কোর পর্যাপ্তভাবে ঘন হয়, হাইড্রোজেন অবিচ্ছিন্নভাবে পারমাণবিক সংশ্লেষণের মাধ্যমে হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয়, প্রক্রিয়াতে শক্তি প্রকাশ করে। তারার অভ্যন্তরের অবশিষ্ট অংশটি রেডিয়েটিভ এবং কনভেটিভ তাপ স্থানান্তর প্রক্রিয়াগুলির সংমিশ্রণের মাধ্যমে মূল থেকে দূরে শক্তি বহন করে। তারার অভ্যন্তরীণ চাপ এটিকে নিজের মহাকর্ষের অধীনে আরও ভাঙন থেকে বাধা দেয়। 0.4 গুণ বেশি ভর সহ একটি তারা যখন সূর্যের হাইড্রোজেন জ্বালানী শেষ হয়ে যায় তখন এটি সূক্ষ্ম আকারে প্রসারিত হবে red কিছু ক্ষেত্রে, এটি মূল বা কোরটির চারপাশে শেলগুলিতে ভারী উপাদানগুলিকে ফিউজ করবে। নক্ষত্রটি প্রসারিত হওয়ার সাথে সাথে এটি তার ভরগুলির একটি অংশ নিক্ষেপ করে ভারী উপাদানগুলির সাথে সমৃদ্ধ, আন্তঃকেন্দ্র পরিবেশে, পরে নতুন নক্ষত্র হিসাবে পুনর্ব্যাবহারযোগ্য। এদিকে, কোরটি একটি উজ্জ্বল অবশেষে পরিণত হয়: একটি সাদা বামন, একটি নিউট্রন তারকা, বা, এটি যথেষ্ট পরিমাণে বড় হলে, একটি ব্ল্যাক হোল।

বাইনারি এবং মাল্টি-স্টার সিস্টেমগুলিতে দুটি বা ততোধিক তারা গঠিত যা মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ এবং সাধারণত স্থির কক্ষপথে একে অপরের চারপাশে চলে। যখন এই জাতীয় দুটি তারা তুলনামূলকভাবে কাছাকাছি কক্ষপথ থাকে, তখন তাদের মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়াটি তাদের বিবর্তনে গুরুত্বপূর্ণ প্রভাব ফেলতে পারে। তারকারা বৃহত্তর মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ কাঠামোর একটি অংশ তৈরি করতে পারে যেমন স্টার ক্লাস্টার বা গ্যালাক্সির মতো।

নক্ষত্রের মেঘের অভ্যন্তরে মহাকর্ষীয় অস্থিতিশীলতার সাথে তারাটির গঠনের শুরু হয়, উচ্চ ঘনত্বের অঞ্চলগুলির কারণে ঘটে — প্রায়শই বড় বড় তারা থেকে রেডিয়েশনের মাধ্যমে মেঘের সংক্ষেপন দ্বারা উত্পন্ন হয়, আন্তঃকেন্দ্রীয় মাঝারি বুদবুদগুলি বিস্তৃত করে, বিভিন্ন আণবিক মেঘের সংঘর্ষ বা সংঘর্ষ ঘটে — ছায়াপথের। কোনও অঞ্চল যখন জিন্সের অস্থিরতার মানদণ্ডকে মেটানোর জন্য পর্যাপ্ত পরিমাণে ঘনত্বের দিকে পৌঁছে যায়, তখন এটি নিজস্ব মহাকর্ষ বলের অধীনে পতন শুরু করে।

মেঘের পতন হওয়ার সাথে সাথে ঘন ধূলিকণা এবং গ্যাসের স্বতন্ত্র সমষ্টি "বোক গ্লোবুলস" আকার ধারণ করে। একটি গ্লোবুল ভেঙে যাওয়ার সাথে সাথে ঘনত্ব বাড়তে থাকে, মহাকর্ষ শক্তি শক্তিতে রূপান্তরিত হয় এবং তাপমাত্রা বৃদ্ধি পায়। যখন প্রোটোস্টেলারের মেঘটি প্রায় হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্যের স্থিতিশীল অবস্থায় পৌঁছে যায়, তখন মূলটিতে একটি প্রোটোস্টার তৈরি হয়। এই প্রাক-মুখ্য-সিকোয়েন্স তারাগুলি প্রায়শই একটি প্রোটোপ্ল্যানেটরি ডিস্ক দ্বারা বেষ্টিত থাকে এবং প্রধানত মহাকর্ষীয় শক্তির রূপান্তর দ্বারা চালিত হয়। মহাকর্ষ সংকোচনের সময়কাল প্রায় 10 থেকে 15 মিলিয়ন বছর অবধি থাকে।

বেশিরভাগ তারা বাইনারি স্টার সিস্টেমের সদস্য হিসাবে পরিলক্ষিত হয় এবং বাইনারিগুলির বৈশিষ্ট্যগুলি তারা তৈরি হওয়া অবস্থার ফলাফল একটি গ্যাস মেঘের পতন এবং তারার গঠনের জন্য অবশ্যই তার কৌণিক গতি হারাতে হবে। একাধিক তারাতে মেঘের বিভাজন সেই কৌণিক গতিতে কিছু বিতরণ করে। আদিম বাইনারিগুলি যুবক তারার ক্লাস্টারে অন্যান্য তারার সাথে ঘনিষ্ঠ লড়াইয়ের সময় মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়া দ্বারা কিছু কৌণিক গতি স্থানান্তর করে। এই মিথস্ক্রিয়াগুলি আরও বিস্তৃত দ্বিখণ্ডিতদের বিভাজন করে যখন শক্ত বাইনারিগুলি আরও শক্তভাবে আবদ্ধ হয়। এটি তাদের দুটি পর্যবেক্ষিত জনসংখ্যার বিতরণে বাইনারিগুলির বিভাজন তৈরি করে।

Our Blogs:

What is Satellite | উপগ্রহ কি?

স্পেসফ্লাইটের প্রসঙ্গে একটি উপগ্রহ এমন একটি বস্তু যা ইচ্ছাকৃতভাবে মানুষ কক্ষপথে স্থাপন করে। এই বস্তুকে কৃত্রিম উপগ্রহ বলা হয়। "কৃত্রিম" শব্দটি পৃথিবীর চাঁদের মতো প্রাকৃতিক উপগ্রহগুলির থেকে পৃথক করতে ব্যবহৃত হয়।

কৃত্রিম উপগ্রহ

কৃত্রিম উপগ্রহগুলি বিভিন্ন উদ্দেশ্যে ব্যবহৃত হয়। তারা নক্ষত্র এবং গ্রহের পৃষ্ঠের মানচিত্র তৈরি করতে ব্যবহৃত হয়। কৃত্রিম উপগ্রহগুলি গ্রহগুলির আশেপাশে ঘুরে বেড়াচ্ছে এমন চিত্রও নেয়। সাধারণ ধরণের মধ্যে সামরিক এবং বেসামরিক আর্থ পর্যবেক্ষণ উপগ্রহ, যোগাযোগ উপগ্রহ, নেভিগেশন উপগ্রহ, আবহাওয়া উপগ্রহ এবং স্থান দূরবীণ অন্তর্ভুক্ত রয়েছে। কক্ষপথে মহাকাশ স্টেশন এবং মানব মহাকাশযানও উপগ্রহ।

উপগ্রহগুলি তাদের নিজস্ব পরিচালনা করতে সক্ষম হয়। তারা বৃহত্তর সিস্টেম, স্যাটেলাইট গঠন বা উপগ্রহ নক্ষত্রের অংশ হিসাবে প্রকাশ করতে পারে।

স্যাটেলাইটের কক্ষপথ স্যাটেলাইটের উদ্দেশ্য অনুসারে প্রচুর পরিবর্তিত হয় এবং বিভিন্ন উপায়ে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়। সুপরিচিত ক্লাসগুলির মধ্যে কম আর্থ কক্ষপথ, মেরু কক্ষপথ এবং জিওস্টেশনারি কক্ষপথ অন্তর্ভুক্ত।

একটি লঞ্চ যানটি একটি রকেট যা একটি উপগ্রহকে কক্ষপথে স্থাপন করে। সাধারণত, এটি জমিতে একটি লঞ্চ প্যাড থেকে সরে যায়। কিছু সাগরে একটি সাবমেরিন বা একটি মোবাইল সামুদ্রিক প্ল্যাটফর্ম থেকে লঞ্চ করা হয়, বা একটি বিমানে চড়ে।

উপগ্রহগুলি সাধারণত আধা-স্বতন্ত্র কম্পিউটার-নিয়ন্ত্রিত সিস্টেম। স্যাটেলাইট সাবসিস্টেমগুলি বিদ্যুত্ উত্পাদন, তাপ নিয়ন্ত্রণ, টেলিমেট্রি, দৃষ্টিভঙ্গি নিয়ন্ত্রণ, বৈজ্ঞানিক উপকরণ, যোগাযোগ, ইত্যাদি ইত্যাদি অনেক কাজে উপস্থিত থাকে।

প্রাকৃতিক উপগ্রহ

একটি প্রাকৃতিক উপগ্রহ একটি জ্যোতির্বিজ্ঞানযুক্ত দেহ যা কোনও গ্রহ বা গৌণ গ্রহ বা কখনও কখনও অন্য একটি ছোট্ট সৌরজগতের দেহকে প্রদক্ষিণ করে|

পৃথিবী-চাঁদ সিস্টেম গ্রহীয় ব্যবস্থাগুলির মধ্যে অনন্য, কারণ পৃথিবীর ভর থেকে চাঁদের ভরর অনুপাত সৌরজগতের অন্য যে কোনও প্রাকৃতিক উপগ্রহ-গ্রহের অনুপাতের চেয়ে অনেক বেশি।

পাঁচটি প্ল্যানেটোইডস আমাদের সৌরজগতে পরিচিত। চারন এবং প্লুটো এর ব্যাসের অনুপাত অর্ধেক। এই অনুপাতটি আমাদের সৌরজগতের বৃহত্তম।

সৌরজগতে ছয়টি গ্রহ উপগ্রহ ব্যবস্থা রয়েছে যেখানে 205 টি পরিচিত প্রাকৃতিক উপগ্রহ রয়েছে। চারটি IAU তালিকাভুক্ত বামন গ্রহের প্রাকৃতিক উপগ্রহ রয়েছে বলে জানা যায়: প্লুটো, হাউমিয়া, মেকমেক এবং এরিস। এখানে 334 টি অন্যান্য ছোট গ্রহ রয়েছে যা চাঁদ বলে জানা গেছে।

Our Blogs:

What is Asteroid | গ্রহাণু কি?

গ্রহাণু হ'ল ছোটখাট গ্রহ, বিশেষত অভ্যন্তরীণ সৌরজগতের। বৃহত্তর গ্রহাণুগুলিকে প্লেনয়েডও বলা হয়। এই পদগুলি ঐতিহাসিকভাবে সূর্যকে প্রদক্ষিণ করে এমন কোনও জ্যোতির্বিজ্ঞানের উপর প্রয়োগ করা হয়েছে যা দূরবীনের কোনও ডিস্কে সমাধান হয়নি এবং লেজের মতো সক্রিয় ধূমকেতুর বৈশিষ্ট্যও দেখা যায়নি। বাইরের সৌরজগতের ছোটখাটো গ্রহগুলি যেমন ধূমকেতুর সমান উদ্বৃত্ত সমৃদ্ধ তল রয়েছে বলে আবিষ্কার করা হয়েছিল, এগুলি মূল গ্রহাণু বেল্টে পাওয়া বস্তু থেকে পৃথক হতে পারে। এই নিবন্ধে, "গ্রহাণু" শব্দটি বৃহস্পতির সাথে সহ-কক্ষপথ সহ অন্তর সৌরজগতের গৌণ গ্রহকে বোঝায়।

সেখানে লক্ষ লক্ষ গ্রহাণু রয়েছে, অনেকগুলি ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা অবরুদ্ধ অবতার, অবশেষে তরুণ সূর্যের সৌর নীহারিকার দেহ যে গ্রহে পরিণত হওয়ার মতো বিশাল আকার ধারণ করে না। বেশিরভাগ পরিচিত গ্রহাণু মঙ্গল গ্রহ এবং বৃহস্পতির কক্ষপথের মধ্যে অবস্থিত মূল গ্রহাণু বেল্টের মধ্যে কক্ষপথ তৈরি করে। তারা বৃহস্পতির সাথে সহ-অরবিটালও হতে পারে। তবে অন্যান্য কক্ষপথের পরিবারগুলি পৃথিবীর নিকটবর্তী বস্তুগুলি সহ উল্লেখযোগ্য জনসংখ্যার সাথে উপস্থিত রয়েছে। স্বতন্ত্র গ্রহাণুগুলি তাদের বৈশিষ্ট্যযুক্ত বর্ণ দ্বারা শ্রেণিবদ্ধ করা হয়, সংখ্যাগরিষ্ঠটি তিনটি প্রধান গ্রুপে পড়ে: C-টাইপ, M-টাইপ এবং S-টাইপ। এগুলির নামকরণ করা হয়েছিল এবং সাধারণত যথাক্রমে কার্বন সমৃদ্ধ, ধাতব এবং সিলিকেট রচনাগুলির দ্বারা চিহ্নিত হয়। অ্যাস্টেরয়েডগুলির আকারগুলি বিভিন্নভাবে পরিবর্তিত হয়; বৃহত্তম, সেরেস, প্রায় 1000 কিলোমিটার জুড়ে এবং বামন গ্রহ হিসাবে যথেষ্ট বিশাল।

অ্যাস্টেরয়েডগুলি ধূমকেতু এবং মেটেওরয়েডগুলি থেকে কিছুটা নির্বিচারে পৃথক হয়। ধূমকেতুর ক্ষেত্রে, পার্থক্যটি একটি রচনাগুলির মধ্যে একটি: গ্রহাণু মূলত খনিজ এবং শিলা দ্বারা গঠিত হয়, ধূমকেতু মূলত ধূলিকণা এবং বরফের সমন্বয়ে গঠিত। তদ্ব্যতীত, গ্রহাণু সূর্যের কাছাকাছি গঠিত, কমেটরি বরফের বিকাশ রোধ করে। গ্রহাণু এবং মেটেরয়েডগুলির মধ্যে পার্থক্যটি মূলত আকারের একটি: মেটেরয়েডগুলির ব্যাস এক মিটার বা তারও কম থাকে, তবে গ্রহাণুগুলির ব্যাস এক মিটারেরও বেশি হয়। অবশেষে, মেটেওরয়েডগুলি কমেটরি বা গ্রহাণু জাতীয় উপাদানগুলির সমন্বয়ে তৈরি করা যেতে পারে।

তুলনামূলকভাবে প্রতিফলিত পৃষ্ঠযুক্ত একটি মাত্র গ্রহাণু, 4 ভেস্তা সাধারণত খালি চোখে দৃশ্যমান হয় এবং এটি কেবল খুব অন্ধকার আকাশে যখন এটি অনুকূলভাবে অবস্থান করে। পৃথিবীর নিকটবর্তী ছোট ছোট গ্রহাণুগুলি অল্প সময়ের জন্য খালি চোখে দৃশ্যমান হতে পারে। মাইনর প্ল্যানেট সেন্টারের অভ্যন্তরীণ এবং বাহ্যিক সৌরজগতের প্রায় 745,000 বস্তুর উপর ডেটা ছিল, যার মধ্যে প্রায় 504,000 নম্বরযুক্ত উপাধি দেওয়ার জন্য পর্যাপ্ত তথ্য ছিল।

Our Blogs:

What is Comet | ধূমকেতু কী?

What is Comet | ধূমকেতু কী

ধূমকেতু একটি বরফ, ছোট সোলার সিস্টেমের দেহ। এটি যখন সূর্যের কাছাকাছি যায় তখন উষ্ণ হয় এবং গ্যাসগুলি ছেড়ে দিতে শুরু করে। এই প্রক্রিয়াটিকে আউটগ্যাসিং বলা হয়। এটি দৃশ্যমান বায়ুমণ্ডল বা কোমা উত্পাদন করে এবং কখনও কখনও একটি লেজও উত্পাদন করে। এই ঘটনাগুলি ধূমকেতুর নিউক্লিয়াসে সৌর বিকিরণের প্রভাব এবং সৌর বায়ুর কারণে ঘটে। ধূমকেতুর নিউক্লিয়াস কয়েকশো মিটার থেকে কয়েক হাজার কিলোমিটার জুড়ে বিস্তৃত এবং বরফ, ধুলা এবং ছোট ছোট পাথরের কণাগুলির আলগা সংগ্রহের সমন্বয়ে গঠিত কোমা পৃথিবীর ব্যাসের 15 গুন বেশি হতে পারে, এবং লেজটি একটি জ্যোতির্বিদ্যা সংক্রান্ত ইউনিট প্রসারিত করতে পারে। পর্যাপ্ত পরিমাণে উজ্জ্বল হলে, দূরবীনের সাহায্য ছাড়াই একটি ধূমকেতু পৃথিবী থেকে দেখা যেতে পারে এবং আকাশ জুড়ে 30 ° একটি চাপকে চাপিয়ে দিতে পারে। ধূমকেতু বহু কালচার দ্বারা প্রাচীন কাল থেকে পর্যবেক্ষণ ও রেকর্ড করা হয়েছে।

ধূমকেতুর সাধারণত উচ্চতর অলৌকিক উপবৃত্তাকার কক্ষপথ থাকে এবং তাদের কক্ষপথে বিস্তৃত কক্ষপথ থাকে যা বেশ কয়েক বছর থেকে শুরু করে কয়েক মিলিয়ন বছর অবধি থাকে। স্বল্প-সময়ের ধূমকেতুর সূত্রপাত কুইপার বেল্ট বা এর সাথে সম্পর্কিত ছড়িয়ে পড়া ডিস্কে, যা নেপচুনের কক্ষপথের বাইরে রয়েছে lie দীর্ঘমেয়াদী ধূমকেতুগুলি অর্ট মেঘের মধ্যে থেকে উদ্ভূত বলে মনে করা হয়, কুইপার বেল্টের বাইরের দিক থেকে নিকটতম তারার অর্ধেক অবধি প্রশস্ত বরফের দেহগুলির একটি গোলাকার মেঘ। দীর্ঘমেয়াদী ধূমকেতু অর্ট মেঘ থেকে সূর্যের দিকে গতিবেগে নক্ষত্র এবং গ্যালাকটিক জোয়ারের ফলে সৃষ্ট মহাকর্ষীয় বিশৃঙ্খলা দ্বারা। আন্তঃকেন্দ্রীয় স্থানটিতে প্রবাহিত হওয়ার আগে হাইপারবোলিক ধূমকেতুগুলি একবার অভ্যন্তরীণ সৌরজগতের মধ্য দিয়ে যেতে পারে। ধূমকেতুর চেহারাটিকে অ্যাপারিশন বলা হয়।

ধূমকেতুগুলি তাদের কেন্দ্রীয় নিউক্লিয়াসকে ঘিরে একটি বর্ধিত, মহাকর্ষীয়ভাবে সীমাহীন পরিবেশের উপস্থিতি দ্বারা গ্রহাণু থেকে পৃথক করা হয়। এই বায়ুমণ্ডলে কোমা এবং লেজকে অংশ হিসাবে চিহ্নিত করা হয়েছে। তবে, বহুবার সূর্যের কাছাকাছি চলে যাওয়া বিলুপ্তর ধূমকেতুগুলি তাদের প্রায় সমস্ত উদ্বায়ী আইসেস এবং ধুলো হারিয়ে ফেলেছে এবং ছোট ছোট গ্রহাণুগুলির অনুরূপ হতে পারে। গ্রহাণুগুলির বাইরের সৌরজগতের চেয়ে বৃহস্পতির কক্ষপথের ভিতরে গঠিত হয়ে ধূমকেতু থেকে পৃথক উত্স রয়েছে বলে মনে করা হয়| প্রধান-বেল্ট ধূমকেতু এবং সক্রিয় সেন্টার গৌণ গ্রহগুলির আবিষ্কার গ্রহাণু এবং ধূমকেতুগুলির মধ্যে পার্থক্যকে ঝাপসা করে দিয়েছে। একবিংশ শতাব্দীর গোড়ার দিকে, দীর্ঘমেয়াদী ধূমকেতু কক্ষপথের সাথে কিছু ছোটখাটো দেহের আবিষ্কার, তবে অভ্যন্তরীণ সৌরজগতের গ্রহাণুগুলির বৈশিষ্ট্যগুলিকে ম্যাঙ্কস ধূমকেতু বলা হত। তারা এখনও ধূমকেতু হিসাবে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়।

জুলাই 2019 পর্যন্ত 6,619 টি পরিচিত ধূমকেতু রয়েছে, এমন একটি সংখ্যা যা আবিষ্কারের সাথে সাথে অবিচ্ছিন্নভাবে বাড়ছে। এটি মোট সম্ভাব্য ধূমকেতু জনসংখ্যার একটি ক্ষুদ্র অংশকেই উপস্থাপন করে, কারণ বাইরের সৌরজগতে ধূমকেতুর মতো দেহের জলাধার এক ট্রিলিয়ন বলে অনুমান করা হয়। প্রতি বছর মোটামুটি একটি ধূমকেতু খালি চোখে দৃশ্যমান হয়, যদিও এর মধ্যে অনেকগুলি মূর্ছা এবং অনিচ্ছাকৃত। বিশেষত উজ্জ্বল উদাহরণগুলিকে "দুর্দান্ত ধূমকেতু" বলা হয়।

Our Blogs:

What is Supernova | সুপারনোভা কী?

What is Supernova | সুপারনোভা কী

Supernova

একটি সুপারনোভা হলো একটি শক্তিশালী এবং আলোকিত স্টার্লার বিস্ফোরণ। এই ক্ষণস্থায়ী জ্যোতির্বিদ্যা সংক্রান্ত ঘটনাটি একটি বিশাল নক্ষত্রের শেষ বিবর্তনকালীন পর্যায়ে ঘটে যখন বা কোনও সাদা বামন পালিয়ে যাওয়া পারমাণবিক সংশ্লেষে সঞ্চারিত হয়। প্রজেনিটর নামে পরিচিত মূল বস্তুটি হয় নিউট্রন স্টার বা ব্ল্যাকহোলের কাছে পড়ে অথবা এটি সম্পূর্ণরূপে ধ্বংস হয়ে যায়। বেশ কয়েক সপ্তাহ বা কয়েক মাস ধরে ম্লান হওয়ার আগে একটি সুপারনোভার শীর্ষ শিখর অপটিকাল আলোকরূপ পুরো গ্যালাক্সির সাথে তুলনামূলক হতে পারে।

সুপারনোভা নোভায়ের চেয়ে বেশি শক্তিশালী। লাতিন ভাষায় নোভা অর্থ "নতুন", যা জ্যোতির্বিজ্ঞানের দ্বারা বোঝানো হচ্ছে একটি অস্থায়ী নতুন উজ্জ্বল তারা। "সুপার-" উপসর্গ যুক্ত করা সুপারনোয়াকে সাধারণ নোভা থেকে আলাদা করে, যা অনেক কম আলোকিত হয়।

Supernova

1604 সালে মিল্কিওয়েতে সর্বাধিক সাম্প্রতিকভাবে পর্যবেক্ষণ করা সুপারনোভা কেপলারের সুপারনোভা ছিল, তবে আরও সাম্প্রতিক সুপারনোভায়ের অবশেষ পাওয়া গেছে। অন্যান্য ছায়াপথগুলিতে সুপারনোভা পর্যবেক্ষণ থেকে বোঝা যায় যে তারা মিল্কিওয়েতে প্রতি শতাব্দীতে গড়ে প্রায় তিনবার ঘটে। এই সুপারনোভা প্রায় অবশ্যই আধুনিক জ্যোতির্বিদ্যার দূরবীনগুলির দ্বারা পর্যবেক্ষণযোগ্য হবে। সর্বাধিক সাম্প্রতিক নগ্ন-চোখের সুপারনোভা ছিল SN 1987A, মিল্কি ওয়েয়ের উপগ্রহ লার্জ ম্যাগেলানিক ক্লাউডের নীল সুপার জায়ান্ট স্টারের বিস্ফোরণ।

তাত্ত্বিক অধ্যয়নগুলি ইঙ্গিত দেয় যে বেশিরভাগ সুপারনোভা দুটি মৌলিক প্রক্রিয়ার মধ্যে একটি দ্বারা ট্রিগার হয়: হ্রাসিত নক্ষত্রের মধ্যে হঠাৎ করে পারমাণবিক ফিউশনকে পুনরায় জ্বলানো; বা হঠাৎ মহাকর্ষের বৃহত্তর নক্ষত্রের গুরুতর পতন। ইভেন্টের প্রথম শ্রেণিতে, বস্তুর তাপমাত্রা পালিয়ে যাওয়া পারমাণবিক ফিউশনকে ট্রিগার করতে পর্যাপ্ত পরিমাণে উত্থাপিত হয়, তারাটিকে পুরোপুরি ব্যাহত করে। সম্ভাব্য কারণগুলি হ'ল বাইনারি সহচরের কাছ থেকে সম্মান বা তারকীয় একীকরণের মাধ্যমে উপাদান সংগ্রহ করা। বৃহত্তর তারা ক্ষেত্রে, বৃহত্তর তারাটির মূলটি হঠাৎ ধসে পড়তে পারে, মহাকর্ষীয় সম্ভাবনাময় শক্তিটিকে একটি সুপারনোভা হিসাবে ছেড়ে দেয়। কিছু পর্যবেক্ষণ করা সুপারনোভা যদিও এই দুটি সরলীকৃত তত্ত্বের চেয়ে জটিল, তবে কিছু সময়ের জন্য বেশিরভাগ জ্যোতির্বিজ্ঞানী কর্তৃক জ্যোতির্বিজ্ঞানীয় মেকানিক্স প্রতিষ্ঠিত ও গ্রহণ করা হয়েছে।

Supernova

সুপারনোভা আলোর গতিবেগের কয়েক শতাংশ গতিতে বেশ কয়েকটি সৌর উপাদানকে বহিষ্কার করতে পারে। এটি পার্শ্ববর্তী আন্তঃকেন্দ্রীয় মাঝারিটিতে প্রসারিত শক ওয়েভকে চালিত করে, সুপারনোভা অবশেষ হিসাবে পর্যবেক্ষণ করা গ্যাস এবং ধূলিকণার একটি প্রসারিত শেলকে ছড়িয়ে দেয়। অক্সিজেন থেকে রুবিডিয়াম পর্যন্ত আন্তঃকেন্দ্রীয় মাধ্যমের সুপারনোভা উপাদানগুলির একটি প্রধান উত্স। সুপারনোভের প্রসারিত শক ওয়েভগুলি নতুন তারার গঠনে ট্রিগার করতে পারে। সুপারনোভা অবশিষ্টাংশগুলি মহাজাগতিক রশ্মির একটি প্রধান উত্স হতে পারে। সুপারনোভা মহাকর্ষীয় তরঙ্গ তৈরি করতে পারে, যদিও এখন পর্যন্ত মহাকর্ষীয় তরঙ্গগুলি কেবল ব্ল্যাক হোল এবং নিউট্রন তারাগুলির সংমিশ্রণ থেকে সনাক্ত করা হয়েছিল।

Our Blogs: